Мы без колебаний заявляем, что химические реагенты, открытые г-ном Дагером, ускорят прогресс одной из тех наук, которые в наибольшей степени делают честь человеческому духу С помощью нового метода физик сможет отныне перейти к определению абсолютной интенсивности света; он будет в состоянии сравнить различные виды света по производимому ими относительному действию. Если явится необходимость, одна и та же фотографическая пластинка даст ему представление об ослепительности лучей Солнца, в триста тысяч раз более слабых лучей Луны или лучей, посылаемых звездами.

К 19 августа вопрос о пенсии Дагеру был решен положительно и Араго объявил обо всех деталях процесса. Теперь любой желающий овладеть дагеротипией мог просто следовать инструкциям.

Первый впечатляющий дагеротип небесного тела появился в начале 1840 году. Это изображение Луны диаметром в один дюйм получил с экспозицией в 20 минут с крыши здания в Нью-Йорке физико-химик Джон Уильям Дрэпер. В 1845 году, экспонируя посеребренную пластинку в течение всего одной шестидесятой доли секунды, два французских физика – Леон Фуко и Арман Ипполит Луи Физо – получили вполне приличный снимок Солнца. В 1850 году два бостонца – Джон Адамс Уиппл, профессиональный фотограф, и Уильям Крэнч Бонд, первый директор обсерватории Гарвардского колледжа, дагеротипировали Вегу, шестую по яркости звезду ночного неба, экспонируя свою пластинку сто секунд. На следующий год другой профессиональный фотограф, Иоганн Юлиус Берковски, совместно с директором Королевской обсерватории в Кёнигсберге (Пруссия), получил с экспозицией в восемьдесят четыре секунды дагеротип полного солнечного затмения. Астрофотография уверенно начала свой путь.

Тем временем изобретатели упорно работали над тем, чтобы сделать процесс фотографирования более удобным и простым. На протяжении нескольких лет одноразовый позитивный дагеротип сделался анахронизмом – его сменила стеклянная пластинка, покрытая светочувствительной эмульсией, фиксированное изображение на которой было негативным. Это нововведение открыло новую эру фотографической воспроизводимости. В 1880 году на смену ручным работам по изготовлению светочувствительных пластинок и пленок пришла механизация: в Рочестере, штат Нью-Йорк, открылась компания Eastman Dry Plate & Film Company. К концу этого десятилетия фотография стала необходимым инструментом каждого астронома.

___________________

По сравнению с фотографией спектроскопия – вторая «повивальная бабка» астрофизики – может показаться слишком мудреным предметом, доступным лишь посвященным. Ее рождение не было отмечено торжественными фанфарами и восхищенными газетными публикациями.

Как только телескоп сделался стандартным инструментом астронома, множество людей стало тратить огромное количество времени на поиски на небе еле заметных световых пятнышек. Эти пятнышки наносили на карты, оценивали их яркость и цвет, вносили во все более и более пухлые каталоги звезд, туманностей и комет. Работа казалась неисчерпаемой. Но ни одна звездная карта ничего не говорит о том, из чего состоят звезды, каков их «жизненный цикл», как они развиваются. Для того чтобы это понять, надо знать особенности химии и физики звезд. Вот тут-то на сцену и выходит спектроскопия.

Каждый химический элемент, каждая молекула – каждый атом кальция или натрия, каждая молекула метана или аммиака, неважно, в каком месте Вселенной эта частица находится, – поглощает и излучает свет одним только ей присущим образом. Каждый электрон в атоме кальция и каждая электронная связь между атомами в молекуле метана совершают точно такие же колебания и вибрации, как соответствующий электрон и электронная связь в любом другом атоме кальция или молекуле метана, и при каждом таком колебании или вибрации поглощается и излучается ровно одно и то же количество энергии. Эта энергия проявляется во Вселенной как свет с определенной длиной волны. Соедините вместе все колебания электронов в атоме или молекуле, и вы получите их электромагнитную «подпись», их собственную и уникальную разноцветную радугу. Спектроскопия и есть способ, которым астрофизики регистрируют и анализируют эту радугу.

Предыстория спектроскопии начинается с 1666 года, когда Исаак Ньютон показал, что видимый «белый» солнечный свет, если его пропустить через призму, разделяется на непрерывный спектр из семи цветов: красного, оранжевого, желтого, зеленого, голубого, синего и фиолетового (школьники запоминают эту последовательность с помощью предложения «каждый охотник желает знать, где сидит фазан»). На протяжении пары следующих столетий исследователи на нескольких континентах шли по следам Ньютона. В 1752 году шотландец Томас Мелвилл обнаружил, что, когда он сжигал щепотку морской соли (то есть натрия) и направлял свет этого пламени через щель на призму, на выходе он получал четкую ярко-желтую линию; спустя два с половиной века натрий станет главным ингредиентом желтых уличных газовых фонарей. В 1785 году житель Пенсильвании Дэвид Ритенхауз придумал способ получать спектры без помощи призмы: экран, сделанный из натянутых волосков, плотно уложенных параллельно друг другу и образовывающих ряд щелей, тоже разлагал пучок света на составляющие его лучи с разными длинами волн. В 1802 году англичанин Уильям Хайд Волластон нашел, что спектр Солнца содержит не только семь цветов, увиденных Ньютоном, но и семь темных линий или промежутков между ними. Стало понятно, что видимый свет содержит большой объем скрытой информации. К этому добавились сделанные двумя годами раньше открытия инфракрасных и ультрафиолетовых лучей: оказалось, что и сам свет может быть скрытым от человеческого зрения.

Еще лет десять спустя Йозеф фон Фраунгофер, немецкий физик и первоклассный стекловар, посвятивший свою жизнь изготовлению объектива настолько свободного от искажений, насколько это вообще возможно, произвел прорыв в исследовании спектра Солнца. В 1814 году он решил поместить перед объективом призму и посмотреть, что получится, если пропустить солнечный свет через обе эти среды. Он увидел сотни темных спектральных линий, еще более темных, чем те, что в 1802 году наблюдал Волластон. В экспериментах с разными сортами стекла, которыми Фраунгофер занимался в течение следующих нескольких лет, эти линии в спектре всегда оставались на одних и тех же позициях. Сегодня в солнечном спектре известны десятки тысяч «фраунгоферовых линий». Они темные потому, что свет, который должен был бы заполнить спектр на этих длинах волн, поглощается более холодными, расположенными на больших высотах внешними слоями атмосферы Солнца. И наоборот, некоторые яркие линии, обнаруживаемые в спектрах раскаленных газов в лабораторных экспериментах, появляются в результате того, что на этих длинах волн происходит излучение, а не поглощение света.

Но Фраунгофер не ограничился тем, что прилежно зарисовал систему линий в солнечном спектре. Он еще заметил, что положение двух ярких желтых линий в спектре раскаленного натрия точно соответствует положению двух наиболее заметных темных линий солнечного спектра. Больше того, он обратил внимание на то, что спектр Солнца очень похож на спектры солнечного света, отраженного от планет. С другой стороны, оказалось, что не только Солнце, но и каждая яркая звезда имеет свою собственную, отличную от всех других, картину линий. Так что можно, пожалуй, сказать, что Фраунгофер сделал первый настоящий спектроскоп.